WikiDer > Мира

Mira
Для использования в других целях см. Мира (значения).
Мира[1]
Созвездие Кита map.svg
Красный circle.svg
Расположение Миры (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеCetus
Прямое восхождение02час 19м 20.79210s[2]
Склонение–02° 58′ 39.4956″[2]
Видимая величина (V)2.0 к 10.1[3]
Характеристики
Спектральный типM7 IIIe[4] (M5e-M9e[3])
U − B индекс цвета+0.08[5]
B − V индекс цвета+1.53[5]
Тип переменнойМира[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+63.8[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: +9.33[2] мас/год
Декабрь: –237.36[2] мас/год
Параллакс (π)10.91 ± 1.22[2] мас
Расстояниеок. 300лы
(около 90ПК)
Абсолютная величина (MV)+0.99[7] (Переменная)
Орбита[8]
Период (П)497.88 год
Большая полуось (а)0.8″
Эксцентриситет (е)0.16
Наклон (я)112°
Долгота узла (Ом)138.8°
Периастр эпоха (Т)2285.75
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		258.3°
Подробности
Масса1.18[9] M☉
Радиус332–402[10] (-541[11]) р☉
Яркость (болометрический)8,400–9,360[10] L☉
Температура2,918–3,192[10] K
Возраст6[9] Гыр
Прочие обозначения
Стелла Мира, Коллум Кита, Замечательная звезда,[12] ο Кита, 68 Кита, BD−03°353, HD 14386, БЕДРО 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Мира (/ˈмаɪрə/), обозначение Омикрон Кита (ο Кита, сокращенно Omicron Cet, ο Cet), это красный гигант звезда примерно 200–400 световых лет от солнце в созвездие Cetus.

ο Кита - это двойная звездная система, состоящий из переменного красного гиганта (Мира А) и белый Гном компаньон (Мира Б). Мира А - это пульсирующая переменная звезда и был первым не-сверхновая звезда открыта переменная звезда, за возможным исключением Алгол. Это прототип Переменные Mira.

Номенклатура

ο Кита (Латинизированный к Омикрон Кита) является звездным Обозначение Байера. Его назвали Мира (латинский для 'замечательный' или 'удивительный') Иоганнес Гевелиус в его Historiola Mirae Stellae (1662 г.). В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочая группа по звездным именам (WGSN)[13] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года включал в себя таблицу первых двух партий имен, одобренных WGSN, в которую входила Мира для этой звезды.[14]

Мира в два разных времени.

История наблюдений

Визуальный кривая блеска Миры, созданной с помощью AAVSO инструмент для создания кривой блеска

Доказательства того, что изменчивость Миры была известна в древний Китай, Вавилон или же Греция в лучшем случае только косвенные.[15] Несомненно то, что переменность Миры была зафиксирована астрономом. Давид Фабрициус начало 3 августа 1596 года. Наблюдение за тем, что он считал планетой Меркурий (позже идентифицировано как Юпитер), ему понадобилась опорная звезда для сравнения положений, и он выбрал поблизости ранее незамеченную звезду третьей величины. Однако к 21 августа его яркость увеличилась на один величина, затем к октябрю исчез из поля зрения. Фабрициус предположил, что это новая звезда, но затем снова увидел ее 16 февраля 1609 года.[16]

В 1638 г. Йоханнес Холварда определили период появления звезды - одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Иоганнес Гевелиус в то же время наблюдал за ней и назвал ее Мира в 1662 году, поскольку она действовала как никакая другая известная звезда. Исмаил Буйо затем оценил его период в 333 дня, что меньше, чем на один день по сравнению с современным значением, равным 332 дням. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира немного отличается по периоду и может даже медленно меняться с течением времени. Возраст звезды оценивается в шесть миллиардов лет. красный гигант.[9]

Мира глазами с Земли

Есть много предположений относительно того, наблюдали ли Миру до Фабрициуса. Безусловно АлголИстория России (достоверно известная как переменная только в 1667 году, но с легендами и тому подобными, восходящими к древности, показывающими, что за ней наблюдали с подозрением на протяжении тысячелетий) предполагает, что Мира тоже могла быть известна. Карл Манитиус, современный переводчик Гиппарх' Комментарий к Аратусу, предположил, что некоторые строки из текста второго века могут быть о Мире. Другие предтелескопические западные каталоги Птолемей, ас-Суфи, Улугбека, и Тихо Браге не упоминается даже в качестве обычной звезды. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, в 1596, 1070 и том же году, когда Гиппарх сделал бы свое наблюдение (134 г. до н. Китайское созвездие затрудняет уверенность.[нужна цитата]

Расстояние

Расстояние до Миры неизвестно; предварительноHipparcos оценки сосредоточены на 220 световых лет;[17] в то время как данные Hipparcos по сокращению 2007 года предполагают расстояние в 299 световых лет, с погрешность 11%.[2]

Звездная система

Эта двойная звездная система состоит из красного гиганта (Мира, обозначенного как Мира А), который испытывает потерю массы и имеет высокую температуру. белый Гном компаньон (Мира B), который наращивает массу от главного. Такое расположение звезд известно как симбиотическая система, и это наиболее близкая такая симбиотическая пара к солнце. Экспертиза этой системы Рентгеновская обсерватория Чандра показывает прямой массообмен по мосту материи от первичного к белому карлику. Две звезды в настоящее время разделены примерно 70астрономические единицы.[18]

Компонент А

Мира в УФ и видимом свете

Мира А в настоящее время асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезда в термически пульсирующей фазе AGB.[19][20] Каждый импульс длится десятилетие или более, и между каждым импульсом проходит время порядка 10 000 лет. С каждым циклом импульса свечение Миры увеличивается, а импульсы становятся сильнее. Это также вызывает динамическую нестабильность в Мире, что приводит к резким изменениям яркости и размера за более короткие и нерегулярные периоды времени.[21]

Было замечено, что общая форма Миры А изменилась, демонстрируя явные отклонения от симметрии. По всей видимости, это вызвано яркими пятнами на поверхности, которые меняют свою форму в масштабе времени от 3 до 14 месяцев. Наблюдения Миры А в ультрафиолетовый группа Космический телескоп Хаббла показали деталь в виде шлейфа, указывающую на звезду-компаньон.[20]

Изменчивость

Мира глазами Космический телескоп Хаббла в августе 1997 г.

Мира А - это переменная звезда, в частности прототип Переменная мира. От 6000 до 7000 известных звезд этого класса[22] все красные гиганты поверхности которых пульсируют таким образом, что яркость увеличивается или уменьшается в течение периодов от 80 до более 1000 дней.

В конкретном случае Mira его яркость увеличивается примерно до величина В среднем 3,5, что помещает его среди более яркие звезды в созвездии Кита. Индивидуальные циклы тоже различаются; хорошо засвидетельствованные максимумы достигают величины яркости 2,0 и всего 4,9, что составляет почти 15-кратную яркость, и есть исторические предположения, что реальный разброс может быть втрое или больше. Минимальный диапазон намного меньше и исторически составлял от 8,6 до 10,1, что в четыре раза превышает яркость. Суммарный скачок яркости от абсолютного максимума до абсолютного минимума (два события, которые не произошли в одном и том же цикле) составляет 1700 раз. Мира излучает подавляющее большинство своих радиация в инфракрасный, а его изменчивость в этой полосе составляет всего около двух величин. Форма его кривая блеска увеличивается примерно за 100 дней, а возврат к минимуму занимает в два раза больше времени.[23]

Современные приблизительные максимумы для Миры:[24]

  • 21–31 октября 1999 г.
  • 21–30 сентября 2000 г.
  • 21–31 августа 2001 г.
  • 21–31 июля 2002 г.
  • 21–30 июня 2003 г.
  • 21–31 мая 2004 г.
  • 11–20 апреля 2005 г.
  • 11–20 марта 2006 г.
  • Фев 01–10, 2007
  • 21–31 января 2008 г.
  • 21–31 декабря 2008 г.
  • 21–30 ноября 2009 г.
  • 21–31 октября 2010 г.
  • 21–30 сентября 2011 г.
  • 27 августа 2012 г.
  • 26 июля 2013 г.
  • 12 мая 2014 г.
  • 9 апреля 2015 г.
  • 6 марта 2016 г.
  • 31 янв.2017 г.
  • 29 декабря 2017 г.
  • 26 ноя 2018
  • 24 октября 2019 г.
  • 20 сен 2020
  • 18 августа 2021 г.
  • 16 июля 2022 г.
  • 13 июня 2023 г.
Пульсации в χ Лебедь, показывающий соотношение между кривой визуального блеска, температурой, радиусом и светимостью, типичными для Переменная мира звезды

В северных умеренных широтах Мира обычно не видна с конца марта по июнь из-за ее близости к Солнцу. Это означает, что иногда может пройти несколько лет, чтобы он не стал видимым невооруженным глазом.

Пульсации переменных Миры заставляют звезду расширяться и сжиматься, а также изменять ее температуру. Самая высокая температура немного выше визуального максимума, а самая низкая - немного ниже минимума. Фотосфера, измеренная на Росселанд радиус, является наименьшим непосредственно перед визуальным максимумом и близко ко времени максимальной температуры. Самый большой размер достигается незадолго до минимальной температуры. В болометрическая светимость является пропорционально четвертой степени температуры и квадрата радиуса, но радиус меняется более чем на 20%, а температура - менее чем на 10%.[25]

В Мире наивысшая светимость наблюдается ближе к тому времени, когда звезда самая горячая и самая маленькая. Визуальная величина определяется как яркостью, так и пропорцией света. радиация что происходит на видимых длинах волн. Лишь небольшая часть излучения испускается на видимых длинах волн, и на эту долю очень сильно влияет температура (Закон планка). В сочетании с общая яркость изменения, это создает очень большие визуальная величина вариация с максимумом, возникающим при высокой температуре.[10]

Инфракрасный VLTI измерения Миры на фазы 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47, показывают, что радиус изменяется от 332±38 р☉ на фазе 0,13 сразу после максимума до 402±46 р☉ на фазе 0,40 приближается к минимуму. Температура фазы 0,13 равна 3,192±200 K и 2,918±183 К на фазе 0,26 примерно на полпути от максимума к минимуму. Светимость рассчитана как 9,360±3,140 L☉ на фазе 0,13 и 8,400±2,820 L☉ на фазе 0,26.[10]

Пульсации Миры приводят к расширению ее фотосферы примерно на 50% по сравнению с непульсирующей звездой. В случае Миры, если бы она не пульсировала, по модели, ее радиус составляет всего около 240р☉.[10]

Потеря массы

Ультрафиолетовые исследования Миры НАСАс Исследователь эволюции галактики Космический телескоп (GALEX) показал, что он оставляет след материала из внешней оболочки, оставляя хвост длиной 13 световых лет, сформированный за десятки тысяч лет.[26][27] Считается, что горячий дугообразная волна сжатой плазмы / газа является причиной хвоста; носовая волна является результатом взаимодействия звездного ветра с Миры А с газом в межзвездном пространстве, через которое Мира движется с чрезвычайно высокой скоростью 130 километров в секунду (291 000 миль в час).[28] Хвост состоит из материала, отделенного от головы носовой волны, что также видно в ультрафиолетовых наблюдениях. Шок Миры со временем превратится в планетарная туманность, на форму которых существенно повлияет движение через межзвездная среда (ISM).[29]

Ультрафиолетовая мозаика ударной волны и хвоста Миры, полученная с помощью НАСА. Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Компонент B

Основная статья: Мира Б

Звезда-компаньон была решена Космический телескоп Хаббла в 1995 году, когда было 70 астрономические единицы от первичной; результаты были объявлены в 1997 году. Ультрафиолетовые изображения HST и более поздние рентгеновские изображения Космический телескоп Чандра показать спираль газа, поднимающуюся от Миры в направлении Миры Б. орбитальный период Миры около 400 лет.

В 2007 г. наблюдения показали протопланетный диск вокруг компаньона, Миры Б. Этот диск создается из материала Солнечный ветер от Миры и со временем могут образовать новые планеты. Эти наблюдения также намекали, что спутник был главная последовательность звезда около 0,7 солнечные массы и спектральный класс K, а не белый карлик, как изначально предполагалось.[30] Однако в 2010 году дальнейшие исследования показали, что Мира Б на самом деле белый карлик.[31]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "Каталог звездных имен МАС". Получено 28 июля 2016.
  2. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  3. ^ а б c Кукаркин, Б.В .; и другие. (1971). «Третье издание, содержащее информацию о 20437 переменных звездах, открытых и обозначенных до 1968 года». Общий каталог переменных звезд (3-е изд.). Bibcode:1971GCVS3.C ...... 0K.
  4. ^ Кастелаз, Майкл В .; Латтермозер, Дональд Г. (1997). «Спектроскопия переменных Мира на разных фазах». Астрономический журнал. 114: 1584–1591. Bibcode:1997AJ .... 114.1584C. Дои:10.1086/118589.
  5. ^ а б Селис С., Л. (1982). «Красные переменные звезды. I - Фотометрия и фотометрические свойства УБВРИ». Астрономический журнал. 87: 1791–1802. Bibcode:1982AJ ..... 87.1791C. Дои:10.1086/113268.
  6. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.). Баттен, Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». Определение радиальных скоростей и их применения. Университет Торонто: Международный астрономический союз. 30: 57. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  7. ^ Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Письма об астрономии, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, Дои:10.1134 / S1063773712050015, S2CID 119257644.
  8. ^ "Шестой каталог орбит визуальных двойных звезд". Военно-морская обсерватория США. Получено 22 января 2017.
  9. ^ а б c Wyatt, S.P .; Кан, Дж. Х. (1983). «Кинематика и возраст переменных Миры в большей солнечной окрестности». Астрофизический журнал, часть 1. 275: 225–239. Bibcode:1983ApJ ... 275..225Вт. Дои:10.1086/161527.
  10. ^ а б c d е ж Woodruff, H.C .; Eberhardt, M .; Driebe, T .; Hofmann, K.-H .; и другие. (2004). «Интерферометрические наблюдения звезды Мира о Кита с помощью прибора VLTI / VINCI в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика. 421 (2): 703–714. arXiv:Astro-ph / 0404248. Bibcode:2004 A&A ... 421..703 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20035826. S2CID 17009595.
  11. ^ De Beck, E .; Дечин, Л .; Де Котер, А .; Justtanont, K .; Verhoelst, T .; Кемпер, Ф .; Ментен, К. М. (2010). «Исследование истории потери массы AGB и красных сверхгигантов по профилям линий вращения CO. II. Обзор линий CO эволюционировавших звезд: вывод формул скорости потери массы». Астрономия и астрофизика. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A & A ... 523A..18D. Дои:10.1051/0004-6361/200913771. S2CID 16131273.
  12. ^ Аллен, Ричард Х. (1963). Имена звезд: их история и значение. Нью-Йорк: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
  13. ^ «Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)». Получено 22 мая 2016.
  14. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по звездным именам, № 1" (PDF). Получено 28 июля 2016.
  15. ^ Уилк, Стивен Р. (1996). «Мифологические свидетельства древних наблюдений переменных звезд». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 24 (2): 129–133. Bibcode:1996JAVSO..24..129W.
  16. ^ Хоффлейт, Доррит (1997). «История открытия звезд Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 25 (2): 115. Bibcode:1997JAVSO..25..115H.
  17. ^ Бёрнем младший, Роберт (1980). "Небесный справочник Бернхема". 1. Нью-Йорк: Dover Publications Inc .: 634. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  18. ^ Каровская, Маргарита (август 2006 г.). «Перспективы будущего для сверхвысокого разрешения изображений двойных систем в УФ и рентгеновских длинах волн». Астрофизика и космическая наука. 304. 304 (1–4): 379–382. Bibcode:2006Ap и SS.304..379K. Дои:10.1007 / s10509-006-9146-4. S2CID 124913393.
  19. ^ Погге, Ричард (21 января 2006 г.). «Лекция 16: Эволюция звезд малой массы». Государственный университет Огайо. Получено 2007-12-11.
  20. ^ а б Лопес, Б. (1999). «Звезды AGB и post-AGB с высоким угловым разрешением». Труды симпозиума МАС № 191: Асимптотические гигантские ветви звезд. п. 409. Bibcode:1999IAUS..191..409L.
  21. ^ De Loore, C.WH .; Гибель, C. (1992). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд. Springer. ISBN 0-7923-1768-8.
  22. ^ GCVS: vartype.txt от GCVS каталог (статистика в конце файла показывает 6006 подтвержденных и 1237 возможных переменных Mira)
  23. ^ Брауне, Вернер. "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne". Архивировано из оригинал на 2007-08-10. Получено 2007-08-16.
  24. ^ «СЭДС - Мира». Получено 2017-11-19.
  25. ^ Lacour, S .; Thiébaut, E .; Perrin, G .; Meimon, S .; Haubois, X .; Pedretti, E .; Ridgway, S.T .; Monnier, J.D .; Berger, J. P .; Schuller, P.A .; Woodruff, H .; Понселе, А .; Le Coroller, H .; Millan-Gabet, R .; Lacasse, M .; Трауб, В. (2009). "Пульсация χ Лебедя, полученная с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Mira". Астрофизический журнал. 707 (1): 632–643. arXiv:0910.3869. Bibcode:2009ApJ ... 707..632L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 707/1/632. S2CID 28966631.
  26. ^ Мартин, Д. Кристофер; Зайберт, М; Neill, JD; Шиминович, Д; Forster, K; Рич, РМ; Валлийский, BY; Madore, BF; Уитли, Дж. М.; Моррисси, П.; Барлоу, Т.А. (17 августа 2007 г.). «Бурный след как индикатор 30 000-летней истории массовых потерь Миры» (PDF). Природа. 448 (7155): 780–783. Bibcode:2007Натура.448..780М. Дои:10.1038 / природа06003. PMID 17700694. S2CID 4426573.
  27. ^ Минкель-младший. (2007). "Падающая звезда пули оставляет обширный ультрафиолетовый след". Scientific American.
  28. ^ Уэринг, Кристофер; Zijlstra, A. A .; О'Брайен, Т. Дж .; Зайберт, М. (6 ноября 2007 г.). «Замечательный хвост: история массового уничтожения Миры». Письма в астрофизический журнал. 670 (2): L125 – L129. arXiv:0710.3010. Bibcode:2007ApJ ... 670L.125W. Дои:10.1086/524407. S2CID 16954556.
  29. ^ Уэринг, Кристофер (13 декабря 2008 г.). "Чудесная Мира" (PDF). Философские труды Королевского общества A. 366 (1884): 4429–4440. Bibcode:2008RSPTA.366.4429W. Дои:10.1098 / rsta.2008.0167. PMID 18812301. S2CID 29910377.
  30. ^ Ирландия, M. J .; Monnier, J.D .; Tuthill, P.G .; Cohen, R.W .; De Buizer, J.M .; Packham, C .; Ciardi, D .; Hayward, T .; Ллойд, Дж. П. (2007). "Рожденный заново протопланетный диск вокруг Миры Б". Астрофизический журнал. 662 (1): 651–657. arXiv:Astro-ph / 0703244. Bibcode:2007ApJ ... 662..651I. Дои:10.1086/517993. S2CID 16694.
  31. ^ Соколоски; Ларс Бильдстен (2010). "Свидетельства природы Белого карлика Миры Б". Астрофизический журнал. 723 (2): 1188–1194. arXiv:1009.2509v1. Bibcode:2010ApJ ... 723.1188S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 723/2/1188. S2CID 119247560.

дальнейшее чтение

  • «Мира (Омикрон Кита)». Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Получено 22 июня, 2006.
  • Роберт Бернхэм младший, Небесный справочник Бернхема, Vol. 1, (Нью-Йорк: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
  • Джеймс Калер, Сотня величайших звезд, (Нью-Йорк: Книги Коперника, 2002), 121.

внешняя ссылка